Sao lùn nâu là gì? Các công bố khoa học về Sao lùn nâu

Sao lùn nâu là gì?

Sao lùn nâu (brown dwarf) là một loại thiên thể có khối lượng nằm giữa giới hạn trên của các hành tinh khổng lồ và giới hạn dưới của các ngôi sao thực sự. Chúng được xếp vào một lớp trung gian, không đủ lớn để kích hoạt và duy trì phản ứng nhiệt hạch hydro – điều kiện cần để trở thành một ngôi sao – nhưng cũng không nhỏ như các hành tinh như sao Mộc hay sao Thổ. Do đặc điểm vật lý đặc biệt này, sao lùn nâu thường được gọi bằng thuật ngữ không chính thức là “ngôi sao thất bại” (failed star). Tuy nhiên, thuật ngữ này không mang ý nghĩa tiêu cực mà phản ánh chính xác quá trình hình thành và bản chất trung gian của chúng giữa hành tinh và sao.

Định nghĩa sao lùn nâu trong thiên văn học hiện đại dựa vào khối lượng. Một thiên thể có khối lượng lớn hơn khoảng 13 lần khối lượng của sao Mộc (M_J) nhưng nhỏ hơn khoảng 80 lần M_J thường được phân loại là sao lùn nâu. Giới hạn dưới (~13 M_J) là mức đủ để bắt đầu phản ứng nhiệt hạch deuterium – một đồng vị của hydro – trong lõi của vật thể. Tuy nhiên, sao lùn nâu không có đủ áp suất và nhiệt độ để bắt đầu phản ứng nhiệt hạch hydro chính, vốn là đặc điểm xác định của các ngôi sao thật sự như Mặt Trời.

Trong biểu đồ Hertzsprung–Russell – biểu đồ dùng để phân loại sao dựa trên độ sáng và nhiệt độ – sao lùn nâu không nằm trong chuỗi chính (main sequence) mà nằm ở khu vực bên dưới, với độ sáng thấp và nhiệt độ mát hơn nhiều so với các sao chuỗi chính. Chúng phát ra ánh sáng chủ yếu trong vùng hồng ngoại, không đủ sáng để quan sát bằng mắt thường hay các kính thiên văn quang học thông thường.

Đặc điểm vật lý

Khối lượng của sao lùn nâu dao động trong khoảng 13 đến 80 lần khối lượng của sao Mộc, tức từ $1.2 \times 10^{28}$ đến $1.5 \times 10^{29}$ kg. Khối lượng này đủ lớn để gây ra lực hấp dẫn khiến vật thể co lại và nóng lên bên trong, nhưng không đủ để duy trì nhiệt độ lõi ở mức ~10 triệu Kelvin cần thiết để kích hoạt phản ứng nhiệt hạch hydro. Vì thế, quá trình phát sáng của sao lùn nâu chỉ diễn ra trong thời gian đầu, nhờ năng lượng nhiệt còn lại từ quá trình hình thành hoặc phản ứng deuterium kéo dài rất ngắn.

Nhiệt độ bề mặt của sao lùn nâu có thể rất khác nhau, từ khoảng 300 K (tương đương nhiệt độ phòng) ở những sao lùn nâu già và lạnh nhất, đến khoảng 2.500 K ở những sao trẻ và nóng hơn. Để so sánh, nhiệt độ bề mặt của Mặt Trời là khoảng 5.778 K. Vì phát xạ chủ yếu trong dải hồng ngoại, việc quan sát sao lùn nâu đòi hỏi các kính thiên văn chuyên dụng có cảm biến hồng ngoại như Spitzer hoặc James Webb Space Telescope.

Khác với các ngôi sao sáng rõ ràng qua ánh sáng khả kiến, sao lùn nâu thường chỉ được phát hiện gián tiếp qua chuyển động của các vật thể xung quanh (kỹ thuật astrometry), sự biến đổi ánh sáng khi có hiện tượng che khuất (transit), hoặc phổ hồng ngoại đặc trưng. Một số sao lùn nâu phát ra các bức xạ sóng vô tuyến nhờ hiệu ứng từ trường quay mạnh, tương tự các hành tinh có lõi kim loại lỏng như Trái Đất hay sao Mộc.

Quá trình hình thành

Sao lùn nâu hình thành thông qua sự co sụp hấp dẫn của các đám mây khí và bụi trong không gian liên sao, tương tự như quá trình hình thành các ngôi sao. Khi một vùng dày đặc trong đám mây này đạt đến khối lượng tới hạn, lực hấp dẫn khiến nó co lại, hình thành tiền sao (protostar). Tuy nhiên, nếu lượng vật chất tích lũy không đủ để đạt khối lượng ngưỡng khoảng 0,08 khối lượng Mặt Trời ($\sim 80 M_J$), thì vùng vật chất này sẽ không thể kích hoạt phản ứng nhiệt hạch hydro.

Trong giai đoạn tiền sao, sao lùn nâu có thể phát ra năng lượng từ phản ứng nhiệt hạch deuterium – phản ứng giữa deuterium (hydro nặng) và proton:

$\mathrm{D} + \mathrm{p} \rightarrow \,^3\mathrm{He} + \gamma$

Phản ứng này xảy ra ở nhiệt độ thấp hơn so với phản ứng hydro-hydro trong sao chính, nên có thể diễn ra trong sao lùn nâu có khối lượng từ 13 M_J trở lên. Tuy nhiên, lượng deuterium trong vũ trụ có giới hạn, nên phản ứng chỉ duy trì trong khoảng vài triệu năm. Sau đó, sao lùn nâu nguội dần và bức xạ chủ yếu dưới dạng hồng ngoại yếu ớt.

Một số mô hình đề xuất rằng các sao lùn nâu có thể hình thành không chỉ từ co sụp hấp dẫn, mà còn từ sự phân mảnh của đĩa tiền hành tinh quanh các sao trẻ, hoặc từ việc vật thể bị trục xuất khỏi hệ sao do tương tác hấp dẫn. Điều này làm tăng tính đa dạng về quỹ đạo, vị trí và tuổi đời của sao lùn nâu trong thiên hà.

Phân loại

Sao lùn nâu được phân loại dựa trên phổ phát xạ của chúng, vốn phản ánh nhiệt độ bề mặt và thành phần hóa học. Hệ thống phân loại quang phổ hiện đại chia sao lùn nâu thành ba loại chính: L, T và Y – nối tiếp sau chuỗi quang phổ M trong phân loại sao truyền thống. Các lớp này biểu thị sự chuyển tiếp từ các sao cực mát đến các vật thể gần như có đặc điểm hành tinh.

• Loại L: Đây là những sao lùn nâu có nhiệt độ bề mặt từ khoảng 1.300 đến 2.000 Kelvin. Quang phổ của chúng cho thấy các dấu hiệu hấp thụ từ oxide kim loại như titanium oxide (TiO) và vanadium oxide (VO), cùng với sự hiện diện của các hạt bụi trong khí quyển. Một số sao loại L có thể là các sao thật sự rất mát, nhưng phần lớn là sao lùn nâu đúng nghĩa.
• Loại T: Nhiệt độ của sao loại T nằm trong khoảng 700–1.300 Kelvin. Đặc điểm nổi bật của loại này là sự xuất hiện rõ rệt của methane (CH₄) trong quang phổ hồng ngoại, tương tự khí quyển của sao Mộc và sao Thổ. Methane hấp thụ mạnh trong vùng bước sóng ~1.6 μm và ~2.2 μm, giúp xác định chính xác loại T trong quan sát thiên văn học.
• Loại Y: Đây là lớp sao lùn nâu lạnh nhất được biết đến, với nhiệt độ dưới 700 Kelvin – có những vật thể chỉ đạt khoảng 250–300 K, tương đương nhiệt độ phòng trên Trái Đất. Do quá lạnh và mờ, chúng rất khó quan sát, chỉ mới được phát hiện trong những năm gần đây nhờ kính viễn vọng hồng ngoại như WISE và JWST. Các sao loại Y có thể biểu hiện hơi nước (H₂O) và ammonia (NH₃) trong quang phổ, gần giống hành tinh khí khổng lồ hơn là sao.

Phát hiện và nghiên cứu

Do ánh sáng yếu và nhiệt độ thấp, sao lùn nâu không thể phát hiện dễ dàng bằng kính viễn vọng quang học thông thường. Phần lớn chúng được tìm thấy thông qua khảo sát bầu trời trong vùng hồng ngoại, sử dụng các đài thiên văn chuyên dụng như WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) hay James Webb Space Telescope.

Một trong những sao lùn nâu đầu tiên được phát hiện là Gliese 229B vào năm 1995, quay quanh một sao lùn đỏ ở khoảng cách 19 năm ánh sáng từ Trái Đất. Phân tích quang phổ của nó cho thấy methane rõ rệt – đặc điểm của lớp T – xác nhận nó không phải là một ngôi sao thông thường. Các kỹ thuật hiện đại như đo chuyển động riêng (proper motion), vi sai hấp dẫn (gravitational microlensing) và phát hiện sóng vô tuyến cũng đã được ứng dụng để tìm kiếm sao lùn nâu.

Một số nghiên cứu gần đây đã phát hiện những cặp sao lùn nâu quay quanh nhau (brown dwarf binaries), thậm chí có cả hệ thống sao lùn nâu có hành tinh quay quanh. Những khám phá này mở rộng hiểu biết của chúng ta về sự hình thành hệ hành tinh và vật lý của các khí quyển ngoại hành tinh.

Vai trò trong vũ trụ

Sao lùn nâu cung cấp mảnh ghép còn thiếu giữa hành tinh và sao. Chúng là bằng chứng quan trọng trong việc kiểm chứng các mô hình hình thành sao và hành tinh, đặc biệt trong các môi trường có mật độ vật chất thấp – nơi không đủ khối lượng để tạo thành sao thật sự.

Khí quyển của sao lùn nâu, đặc biệt ở lớp T và Y, là mô hình tự nhiên gần giống nhất với khí quyển của các hành tinh khổng lồ ngoài hệ Mặt Trời (exoplanets). Điều này cho phép các nhà thiên văn học thử nghiệm công nghệ và kỹ thuật phân tích khí quyển hành tinh bằng cách nghiên cứu sao lùn nâu trong vùng lân cận thiên hà.

Sự phân bố và mật độ của sao lùn nâu trong thiên hà cũng cung cấp dữ liệu quan trọng để ước lượng tổng khối lượng baryonic (chất thông thường) của vũ trụ. Một thời gian, người ta từng nghi ngờ rằng sao lùn nâu có thể chiếm phần lớn khối lượng vật chất tối, nhưng hiện nay giới khoa học đồng thuận rằng chúng không đủ phổ biến để đóng vai trò đó.

Tài nguyên tham khảo

• Britannica – Brown Dwarf
• NASA – Webb Identifies Tiniest Free-Floating Brown Dwarf
• ScienceDaily – How Do Brown Dwarfs Form?
• Sky & Telescope – Brown Dwarfs as Exoplanet Analogs